Die Mesonproduktion

Die Mesonproduktion

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

(1) Photomesonproduktion

(2) Proton-Nukleon Wechselwirkung

p np

p n p

n

p

Resonanzen: (1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), (1905), (1950)

diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: :=9:1Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4)

direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante p n+, p

- „Hintergrund“ nahe Schwellwert

SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics

[Mücke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000]


Photon-Kern Prozesse


• Photopionenproduktion mit Kernen: A + +,-,0,K,,…

folgt der Glauber-Formel: A≈ A2/3 p

ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstört werden

Photodisintegration


• Photodisintegration: A + A’,n,p

zB.für 4He:~3·10-27cm2,Schwellenergie≈10MeV

4He(,n)3He, 4He(,p)3H, 4He(,np)2H

- mittlere Energieverlustrate folgt:

E-1(dE/dt) = A-1(dA/dt)

(Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!)

[Puget et al 1976]

Bethe-Heitler Paarproduktion


Bethe-Heitler Paarproduktion

• p p e+ e- • QED Prozeß• Bethe »

• Ethr=(2me/mp)(mp+me) im p-Ruhesys.

• Inelastizität ≤ 2me/mp

• für Kerne: Z2/A (dA/dt) ≈ dE/dt


• Anwendungen: UHECR Propagation, AGN Jets, etc.

Bethe-Heitler

EnergieverlustlängeWechselwirkungslänge

im CMB

Nukleare Resonanzabsorption von -Strahlen durch Kerne: (unabhängig von Ionisations- und chemischen Zustand!)

untersucht baryonische Absorptionsäulendichte NH≥1026cm-

2 [Röntgenstrahlen: NH≤1025cm-2, UV/opt: NH~1021cm-2]

N+ 4He+ 27Al+

[Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A]


-Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie

• Pygmy Dipolresonanz @ ~7MeV• Riesen-Dipolresonanz @ ~20-30MeV• -Resonanz @ ~325MeV

Die Proton-Proton Wechselwirkung (1)


Kühlungsprozeß in kosmischen Objekten, z.B.

- ISM (nISM~1cm-3) galaktisch diffuse Gammastrahlung

- Supernova-Überreste (möglicherweise nahe Molekülwolke, ncloud~100cm-3)

- massive Sternwinde

- ….

s = (∑E)2 – (∑p)2 =

= 2mp2c4 + 2Ep,1Ep,2(1-12cos)

Ep,1

Ep,2

√sthreshold=2mpc2+m0c2

thr = 1+m( 2/mp+m/(2mp2) )

≈1.3



- diffraktive elastische Wechselwirkung (>2GeV) [z.B. Kamae etal.]

- nicht-diffraktive elastische Wechselwirkung (>0.5GeV) [z.B. Blattnig etal., Phythia]

Sekundäre Teilchenproduktion:- bei niedrigen Energien (<10GeV) über Isobarproduktion

(z.B. pp 1232 + N )

N +

[Karlsson et al.]





Beispiel von Teilchenspektren:

• Inelastizität ~ 0.5

• Energieverlustrate dE/dt ~ E

[Kelner et al. 2006]

Jp~Ep-2 exp(-Ep/1PeV)

Anwendung:

Gammastrahlung von Supernova-Überresten (“hadronisches Modell”)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung:

Supernova-Überreste ?

VHE-Gammas aus sekundären Wechselwirkungen:

• p: o-Produktion und Zerfall• e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung• untersucht “beam”-Dichte x Targetdichte

CR

freie Propagationim Beschleuniger eingeschlossen

Targetnahe des Beschleunigers

H.E.S.S.-Detektion

RX J1713.7-3946

ASCA 1-3keV

• ring-ähnliche Morphologie bei TeVs aufgelöst

• erhöhte Emission aus dem westlichen Rand-bereich

[Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004]


e

“beam dump” konvertiert Protonen in and

+-

+

+ -

e+ e

e+ e-

e+

0

e-

p

e+

Molekülwolken -

Kosmischer “beam-dump”?

• erhöhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich

• CO-Peakemission räumlich mit Röntgenpeaks verbunden

Hinweise auf Wechsel-wirkung der Molekülwolke mit westlichen Teil des Rings

CO (J=1-0) 2.6mm

HESS

CO 2.6mm

ASCA 1-5keV


Supernova “beam dump”

RX J1713-3946

Leptonisches versus hadronisches

Emissionsmodell?


Wird GLAST entscheiden?

[Funk et al.]

Gibt es eine CR – SNR Verbindung ?Möglich

….


• … aber eindeutiges Merkmal (0-bump im -Bereich!) bisher noch nicht detektiert. GLAST !

• -Detektion von SNRs

(z.B. RX J1713.7-3946: 5 Jahre Km3Net [Stegmann et al 2007] )

IceCube/Km3Net !

Stegmann et al.

Ende


Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford UniversitySchule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 10. Oktober 2007

Hochenergie-Astrophysik III

Paarkaskaden: (a) Einführung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets

e-

e+

Paarkaskaden – was ist das?

… alternierende -Paarproduktion und

Photonenproduktion (z.B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc.)

e-

e+

»1

• “Zutaten”:

- Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung

- Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, ….)

Paarkaskaden - Einführung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

• notwendige Bedingung: ≈ l/4 » 1, l = LT/(Rmc3) “Kompaktheit”

Also: l > 10 mit l = 2/3 (L/Ledd) (3Rg/R)

incl. selbstproduzierte Photonen: “Kaskaden-

Photonen” Beschreibung in ≥ 2 gekoppelten DGLs möglich

Ziel: selbstkonsistente Lösung des Kaskadengleichungssystems

>>1

Energie-Injektion

Entwicklung elektromagnetischer Paarkaskaden

Effektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien!

Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie:

(1) Umwandlung von -Photonen in e± durch -Paarproduktion

(2) Energieabstrahlung der e±-Paare durch - Synchrotronstrahlung oder - Bremsstrahlung oder - Compton-Streuung


Betrachte sphärische Region der Größe R gefüllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft Ls, s=Es/mec2, »1, und mit relativistischem e- Population der Intensität Li.

Beispiel


e-

e-

e-

e-

e-e-

e-

e-

e-

e-

e-

e-

e-

(IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschränkt.)

»1

1. Generation:

IC Streuung: 1~4/32s, Paarprod.: 1 ~ 1/2

2. Generation:

IC Streuung: 2~4/312s~24(2/3s)3, Paarprod.: 4(2/3s)3

k. Generation:

IC Streuung: k~2x(2/3s)x-1, x=2k, Paarprod.: x(2/3s)x-1

Bedingung für k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen:

> (2/3s)–(1-x) , x=2k

Klassifikation(*) (1)


Typ-I: komplett lineare Kaskade

e±-/-Produktion hauptsächlich am externen Feld li < 10 (**)

(**) Teilchen-Kompaktheitsparameter li = LiT/(Rmc3)

Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes ls = LsT/(Rmc3)

Typ-II: teilweise nicht-lineare Kaskade

e±-/-Produktion teilweise an Kaskadenphotonen li > 10 (**)

& Li/Ls < 1 (***)

ls > 10

(*) [nach Svennson 1987]

Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade

e±-/-Produktion hauptsächlich an Kaskadenphotonen li > 10 (**)

& Li/Ls > 1 (***)

(***) 0.1<Li/Ls<10: höhere Ordnung Comptonstreuung möglich

KN

TH

Klassifikation(*) (2)


(*) [nach Svennson 1987]

“Saturierung” involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R:

• Saturierte Kaskaden: t-1 e+e- > t-1

entweich ~ c/R

Photonen paarproduzieren eher als sie entweichen aus R

(z.B. Photonpropagation im diffusen Hintergrund ohne B-Feld)

• Nicht-saturierte Kaskaden:

Photonen entweichen eher aus R als sie absorbiert werden

(z.B. AGN Jets)

Sterne Staub

CMB

0.1-2TeV1-10TeV

7-30TeV

[aus: Aharonian et al. 2006]

Quellenzählung

Gardner et al. 2001 HST

Madau & Pozzetti 2000 HST

Fazio et al. 2004 Spitzer

Elbaz et al. 2002 ISO

Dole et al. 2006 Spitzer

Paarkaskaden im EBL

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007

Paarkaskaden im EBL


[aus: Aharonian 2004]

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-QuellePropagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

B = 0

Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV











B = 0

Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV

Anwendungen:

(1) Paar-Halos

(2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”)


Photonen: geradlinige Propagation

Propagation im intergalaktischen Raum

e+e-

geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern

FLorentz=q(E+v×B)


Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF)

Ungelöste Fragen:Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF

[courtesy: K. Dolag]

• primordial (typ. ~1pG-1nG)

- Anisotropien im CMB

- Simulation von großräumiger

Strukturbildung

Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in:

• Galaxienhaufen (typ. ~1-10G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen(AGN) - Modellierung von NT

Breitbandspektren








Strukturbildung



Breitbandspektren




- Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMF





Strukturbildung



Breitbandspektren


e± -Paare

Gamma-strahlenquell

e

EBL Photonen

CMB Photon

en

Inverse Compton gestreut

e Photone

n

Mag

netfe

ld

Ursprü

ngliche

Photonenquelle

Ursprüngliche Photonenquelle

Der Paarhalo-Effekt


… eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution

… als kosmologische Standardkerzen

… eine indirekte Methode zur Bestimmung des intergalaktischen Magnetfeldes

Distance to source

Der Paarhalo-Effekt

Relevante Skalen

• Deflektion der e± am IGMF: involviert

= mittlere freie Weglänge der Photonen, IC,syn = e = mittlere freie Weglänge der e±, RL = Larmor-Radius, IGMF = Korrelationslänge des IGMF

• für RL < Compton-Energieverlustlänge e: Isotropisierung der e±

ausgedehnte, isotrope Paarhalos

Die Bildung von Paarhalos

• persistente Strukturen, deren nicht-thermische e±-Dichte mit der Zeit zunimmt

• Quellaktivität >106 Jahre

• Quellspektrum > TeV

• B>10-11G in ≤100Mpc Quell-umgebung


Winkelgröße des Halos abhängig von Quelldistanz & Strahlungsfelddichte in Quellumgebung

Paarhalos um Quellen bei verschiedenen Distanzen sind Sonden der EBL Evolution Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Charakteristika von Paarhalos

(E) fällt mit E:

• Ort der e±-Produktion bestimmt durch “letzte -EBL Wechselwirkung”

• Halowinkelgröße wächst mit fallender Energie

Charakteristisches Paarkaskadenspekt

rum kaum abhängig vom

Quellspektrum!

Bsp: z=0.1,E=20TeV ~10Mpc, =/d≈1-2o[aus: Aharonian

2004]



Entwicklung von Paarhalos



• isotrope/auf Beobachter gerichtete Quelle: Halo um Quelle zentriert

• miß-gerichtet Quelle: Halo elliptisch & verschoben um Halowinkelgröße

Paarhalos von isotropen und gerichteten Quellen



B ≥ 10-11 G

Paarhalos


• möglich in den großskaligen “walls”-Strukturen, Galaxienhaufen, ….

• Vermessung von Paarhalos

…..zur Abschätzung der EBL Evolution

…. als Standardkerzen: vermesse Observable I(E), I(); bestimme daraus Unbekannte uEBL, d

B ≤ 10-12….16 G

Paarhalos


• möglich in großskaligen “void”-Strukturen …..

• Vermessung von Paarhalos zur Abschätzung des intergalaktischen Magnetfeldes (IGMF)

Abschätzung der intergalaktischen Magnetfeldstärke durch Paarhalos

d

e± = IC/rL

= d/

d≈

B≈10-16…-

12G• Deflektion der e± am Magnetfeld & inverse Compton Emission der e± am CMB teilweise in Richtung des Beobachters

• Beobachter sieht ausgedehnten Halo zentriert um Punktquelle mit

ext≈ /d ≈ 0.3o/ [E/TeV]-1/2 [B/10-13G]• Halo-Photonen erreichen Beobachter mit Zeitverzögerung td≈2d(-1)/2

2 (Bsp.: =5o,z=0.03,E=40TeV td≈105Jahre)

• bei bekannter EBL-Strahlungsfelddichte & Messung der Halo-Größe kann intergalaktisches Magnetfeld

abgeschätzt werden!

[Bsp.: Beobachtung von Mkn xxx: E=0.5TeV (E0=26TeV), z=0.03, (26TeV,z=0.03)=4-8, ext≈0.5o B≈(3-6)·10-13G ]


B ≤ 10-18 G

Paarhalos


• möglich in “voids”

• Wechselwirkungswinkel ~mec2/E nicht zu vernachlässigen

• Verbreiterung des Kaskadensignals

• führt zu einer zeitverzögerten Ankunft der Kaskadenphotonen von typischerweise ~Tage

Anwendungen:

(1) Paar-Halos

(2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”)


• ”leptonische” Modelle

e+ e - Jets

• ”hadronische” Modelle

e- p Jets

Emissionsmodelle für Blasare

syn. ?


strahlungsdominierte Jets (p) schwere Jets (pp)

E-PIC [e.g.Atoyan & Dermer 2003] Explosionswellenmodell

PIC [Pohl & Schlickeiser 2000;

Schuster et al. 2002]

p Synchr. [Aharonian 2000]

keine Neutrinos !

Magnetfeld-stärke

1 G

100 G

10 G

etc. etc. …

SPB[Mücke et al. 2000, 2003]

Hadronische AGN Jet-Emissionsmodelle

[Mannheim 1991, 1993]


Relevante Emissionsprozesse:

- p-Wechselwirkungen: Mesonprod. ,

Bethe-Heitler e±-Produktion:

- Synchrotronstrahlg. geladener Mesonen/Muonen & p

- Synchrotron/Compton-Paarkaskaden

±e±ee0

p+ p+e-

+e+

Hadronische strahlungsdominierte Jet-Emissionsmodelle

Targetphotonenfelder für p-Wechselwirkungen & Kaskaden sind ...• interne Photonenfelder (Jet-Synchrotronstrahlung; z.B. PIC, SPB)

• externe Photonenfelder (reflektierte/direkte Akkretionsscheibenstrahlung,

reflektierte Jet-Strahlung, etc.; z.B. E-PIC, HSM)


>>1

Energie-InjektionDegradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie:

(1) Umwandlung von -Photonen in e± durch -Paarproduktion

(2) Energieabstrahlung der e±-Paare durch - Comptonstreuung oder - Bremsstrahlung oder - Synchrotronstrahlung

Kaskadenentwicklung

∂t

∂t

∂t

(1)(2)(esc)


[Mücke et al. 2000, 2003]

Das Synchrotron-Proton-Blazar (SPB) Modell


Beispiele


BL Lacertae

M 87

• Hadronische als auch leptonische Modelle repräsentieren Beobacht-ungen zufriedenstellend; Variabilitätsinformation für Eindeutigkeit.• Spektrales Verhalten @GeV-TeVs unterschiedlich für leptonische & hadronische Modelle.• SPB-Modell sagt (sub)TeV-Emission von LBLs voraus, während leptonische Modelle ein Abschneiden unterhalb 100 GeV bevorzugen.

[Böttcher & Reimer 2004]

Leptonisches Modell

Entwicklung diagnostis

cher

Beobachtungsmuster zur B

estimmung der

Jetkomposition

Hadronisches SPB-Modell

BL Lacertae im Nov 2000


• in HBLs Proton-Synchrotronverluste dominieren auf Kosten von - (& )-Produktion

• q=L/L~1 in LBLs während q~102…3 in HBLs

Neutrino-Emission einzelner Blasare


• AGN-Anteil am diffusen -Hintergrund hauptsächlich von Objecten mit intrinsisch dichten Targetphotonenfeldern

(FSRQs, LBLs )

ABER: große Unsicherheiten im vorhergesagten absoluten diffusen -Fluß

Expectation AMANDA-II 3 yrs

AMANDA B10-97AMANDA-II (cascades) 2000

AMANDA B10-97 UHEBaikal 1998-2000

AMANDA-II 2000

Expectation IceCube 3 yrs

• vorhergesagte -Flüsse unterhalb aller derzeitigen Messungen

Diffuser Neutrinohintergrund von AGN-Produktion durch hadronische (pp- oder) p-Wechselwirk.

& darauffolgende ±e±ee


Ende


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Die Mesonproduktion